W セルペンティス

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W セルペンティス

Wセルペンティスの可視光帯域曲線（Piirola et al . ( 2005) [ 1 ]より改変）
観測データ
エポック J2000.0      エクイノックス J2000.0 ( ICRS )
星座ヘビ
赤経18時09分50.64856秒[ 2 ]
赤緯−15° 33′ 00.2634″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）8.42-10.2 [ 3 ]
特徴
スペクトル型F8/G2Iaep + AV [ 4 ] [ 1 ]
変数型W Ser [ 5 ]
天体測量
固有運動（μ） 赤経:  0.590マス/年十二月:  3.058マス/年
視差（π）1.1340 ± 0.0237  mas [ 2 ]
距離2,880 ± 60 光年
(880 ± 20  pc )
軌道
期間（P）14.1787日[ 6 ]
長半径（a）48.7  R ☉ [ 6 ]
離心率（e）0 [ 7 ] [ 8 ] [ 6 ]
傾斜（i）72.5 [ 9 ] °
詳細[ 6 ]
いいね
質量2.0  M ☉
半径14.3  R ☉
温度5000K ​
熱い
質量5.7 万☉
半径3.8  R ☉
温度17900  K
その他の指定
BD −15°4842 , HD 166126 , HIP 88994 , SAO 161128
データベース参照
シンバッドデータ

Wセルペンティスは、へび座にある食連星です。肉眼で見るには常に暗すぎます。[ 10 ]見かけの等級は8.42から10.2の間で変化し、周期は14日強です。[ 3 ]この星が変光星であることは、アニー・ジャンプ・キャノンによって1907年に発見されました。 [ 11 ] [ 12 ]明るさが変化する主な理由は食ですが、周期の変動は、相互作用する構成星の一方または両方の明るさに何らかの固有の変化があることを示しており、光を分離してその性質を判定することは困難でした。[ 13 ]周期は1年に14秒ずつ増加しており、大量の物質がより大きく暗い星からより小さく明るい星に移行していることが示されています。[ 1 ]

この系には降着円盤があることがわかっており、非常に強い遠紫外線スペクトル線を含む食連星であるW型蛇行星群の中で最初に発見されたものの1つである。[ 13 ]これらの系は、恒星間での質量移動率が高く、まず二重周期変光星に、次に古典的なアルゴル変光星に進化すると考えられている。[ 14 ] 質量移動の最終段階では、このような系は光学的に厚い円盤を発達させ、W型蛇行星の別のクラスとして分離される。[ 5 ] これらのクラスは、W型蛇行星型の方が若く、質量が大きいなど、全く異なるタイプの系を表す可能性もある。[ 15 ]

構成星のスペクトル型は不明である。高温で明るい方の星はスペクトル的に F 型巨星に似ている。しかし、中心の星は物質に完全に覆われているように見え、B 型主系列星である可能性がある。低温で暗い方の星のスペクトルは確認されていない。偏光を検査すると、物質のジェットが主星からも来ている可能性が高いことが示されている。[ 1 ] 2 つの成分の特性は非常に不確かである。それらの軌道分離は、最低 17.2  R ☉ [ 8 ]または最高 48.7  R ☉ [ 6 ]と計算されている。 軌道は一般に円形であると考えられているが[ 7 ] [ 8 ]、分光連星軌道の第 9 カタログでは非常に古い源からの離心率の高い軌道が示されている。[ 16 ]降着円盤の直径は 14.9 R ☉ と計算されている 。[ 6 ] 2つの星の大きさについては議論があり、異なる情報源によると、 高温部と低温部の質量はそれぞれ 5.7 M ☉と2.0  M ☉、または1.5  M ☉と1.0  M ☉とされており、半径はそれぞれ高温部と低温部の半径は3.8 R ☉と14.3  R ☉、または1.3  R ☉と1.0  R ☉とされている。[ 6 ] [ 8 ]

参考文献

[編集]
  1. ^ a b c d Piirola, V.; Berdyugin, A.; Mikkola, S.; Coyne, GV (2005). 「巨大相互作用連星Wセルペンティスの偏光研究：高緯度散乱斑/ジェットの発見」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 632 (1): 576– 89.書誌番号: 2005ApJ...632..576P . doi : 10.1086/432902 .
  2. ^ a b c Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2021). 「Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties」 . Astronomy & Astrophysics . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A&A...649A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Erratum:  doi : 10.1051/0004-6361/202039657e )。 このソースのVizieRにおけるGaia EDR3レコード。
  3. ^ a b VSX (2010年1月4日). 「W Serpentis」 . AAVSOウェブサイト.アメリカ変光星観測者協会. 2014年7月7日閲覧。
  4. ^ Houk, N.; Smith-Moore, M. (1988). 「ミシガンHD星の2次元スペクトル型カタログ。第4巻、赤緯-26°.0～-12°.0」。ミシガンHD星の2次元スペクトル型カタログ。第4巻。Bibcode : 1988mcts.book .....H。
  5. ^ a b Wilson, RE (1989). 「アルゴルスとWセルペンティス星の関係」.アルゴルス. pp.  191– 203. doi : 10.1007/978-94-009-2413-0_17 . ISBN 978-94-010-7587-9。
  6. ^ a b c d e f g シェパード、キャサリン;ギーズ、ダグラス R.シェーファー、ゲイル H.アヌグ、ナルシレディ。バロン、ファビアン R.ランサーマン、シプリアン。モニエ、ジョン・D.クラウス、ステファン。テン・ブランメラール、テオ（2024）。「西へび星星の分光学的および干渉計による研究。I. 相互作用する連星西へび星における周連星流出」。天体物理学ジャーナル。977 (2): 236.arXiv : 2501.06982。Bibcode : 2024ApJ...977..236S。土井：10.3847/1538-4357/ad82e7。
  7. ^ a b Erdem, A.; Öztürk, O. (2014). 「アルゴルにおける非保存的質量移動」 .王立天文学会月報. 441 (2): 1166. Bibcode : 2014MNRAS.441.1166E . doi : 10.1093/mnras/stu630 .
  8. ^ a b c d Mennickent, RE; Otero, S.; Kołaczkowski, Z. (2016). 「相互作用連星W Serpentidsと二重周期変光星」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 1728. arXiv : 1510.05628 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1728M . doi : 10.1093/mnras/stv2433 .
  9. ^ Sanad, MR; Bobrowsky, M. (2013). 「紫外線におけるW SerとUX Monのスペクトル挙動の類似点と相違点」.天体物理学と宇宙科学. 344 (2): 405. Bibcode : 2013Ap&SS.344..405S . doi : 10.1007/s10509-012-1343-8 . S2CID 122761341 . 
  10. ^ Bortle, John E. (2001年2月). 「The Bortle Dark-Sky Scale」 . Sky & Telescope . Sky Publishing Corporation. 2014年3月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年7月10日閲覧。
  11. ^ エドワード C. ピッカリング (1907 年 6 月)。「ハーバードマップ No. 31 と 62 にある 15 個の新しい変光星」。天文学者。175 : 167。ビブコード: 1907AN....175..167P。土井：10.1002/asna.19071751005 。2025 年9 月 12 日に取得。
  12. ^ Fresa、A. (1957 年 12 月)。「特異変光星W Serpentisの光電観測」 .天文雑誌。62．ビブコード: 1957AJ....62..362F。土井：10.1086/107552 。2025 年9 月 12 日に取得。
  13. ^ a b Weiland, JL; Shore, SN; Beaver, EA; Lyons, RW; Rosenblatt, EI (1995). 「ゴダード高解像度分光器による相互作用連星系Wセルペンティスの観測」.アストロフィジカル・ジャーナル. 447 : 401. Bibcode : 1995ApJ...447..401W . doi : 10.1086/175883 .
  14. ^ Mennickent, RE; Kolaczkowski, Z. (2009). 「相互作用する連星環境とW Ser - DPV - Algol の関係」. arXiv : 0904.1539 [ astro-ph.SR ].
  15. ^ メニケント、RE; Kołaczkowski、Z. (2010)。 「相互作用する連星環境と W Ser-DPV-Algol 接続」。The Interferometric View on Hot Stars (Th. Rivinius & M. Curé 編) Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica、Serie de Conferencias。38 : 23.arXiv : 0904.1539。ビブコード: 2010RMxAC..38...23M。
  16. ^ プルベ、D.;トコビニン、AA;ああ、バッテン。フェケル、FC;ウィスコンシン州ハートコフ。レバト、H.ニセコ州モレル。トーレス、G.ユードリー、S. (2004)。 「S B 9 : 分光連星軌道の第 9 カタログ」。天文学と天体物理学。424 : 727– 732。arXiv : astro - ph/0406573。Bibcode : 2004A&A...424..727P。土井: 10.1051/0004-6361:20041213。S2CID 119387088。 

さらに読む

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https://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.39-mar85/messenger-no39-40-42.pdf

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    W セルペンティス

    Piirola et al. (2005) [1]から改変したW Serpentisの可視光帯域 曲線
    観測データ
    エポック J2000.0      エクイノックス J2000.0 ( ICRS )
    星座ヘビ
    赤経18時09分50.64856秒[2]
    赤緯−15° 33′ 00.2634″ [2]
    見かけの等級 （V）8.42-10.2 [3]
    特徴
    スペクトル型F8/G2Iaep + AV [4] [1]
    変数型W Ser [5]
    天体測量
    固有運動（μ） 赤経:  0.590マス/年十二月:  3.058マス/年
    視差（π）1.1340 ± 0.0237  mas [2]
    距離2,880 ± 60 光年
    (880 ± 20  pc )
    軌道
    期間（P）14.1787日[6]
    長半径（a）48.7  R ☉ [6]
    離心率（e）0 [7] [8] [6]
    傾斜（i）72.5 [9] °
    詳細[6]
    いいね
    質量2.0  M ☉
    半径14.3  R ☉
    温度5000K ​
    熱い
    質量5.7 万☉
    半径3.8  R ☉
    温度17900  K
    その他の指定
    BD −15°4842 , HD 166126 , HIP 88994 , SAO 161128
    データベース参照
    シンバッドデータ

    Wセルペンティスは、へび座にある食連星です。肉眼で見るには非常に暗く、[10]見かけの等級は8.42から10.2の間で変化し、周期は14日強です。[3]この星が変光星であることは、アニー・ジャンプ・キャノンによって1907年に発表されました。 [11] [12]明るさが変化する主な理由は食ですが、周期の変動は、相互作用する構成星の一方または両方の明るさに何らかの固有の変化があることを示しており、光を分離してその性質を判定するのは困難でした。[13]周期は1年に14秒ずつ増加しており、大量の物質がより大きく暗い星からより小さく明るい星に移行していることが示されています。[1]

    この系には降着円盤があることがわかっており、非常に強い遠紫外線スペクトル線を含む食連星であるW型蛇行星群の中で最初に発見されたものの1つである。[13]これらの系は、恒星間での質量移動率が高く、まず二重周期変光星に、次に古典的なアルゴル変光星に進化すると考えられている。[14] 質量移動の最終段階では、このような系は光学的に厚い円盤を発達させ、W型蛇行星の別のクラスとして分離される。[5] これらのクラスは、W型蛇行星群が若く、より質量が大きいなど、全く異なるタイプの系を表す可能性もある。[15]

    構成星のスペクトル型は不明である。高温で明るい方の星はスペクトル的に F 型巨星に似ている。しかし、中心の星は物質に完全に覆われているように見え、B 型主系列星である可能性がある。低温で暗い方の星のスペクトルは確認されていない。偏光を調査すると、物質のジェットが主星からも来ている可能性が高いことが示されている。[1] 2 つの成分の特性は非常に不確かである。それらの軌道分離は、最小で 17.2  R ☉ [8]、最大で 48.7  R ☉ [6]と計算されている。 軌道は一般に円形であると仮定されているが[7] [8]、分光連星軌道の第 9 カタログでは非常に古い源からの離心率の高い軌道が示されている。[16] 降着円盤の直径は 14.9  R ☉と計算されている。[6] 2つの星の大きさについては議論があり、異なる情報源によると、 高温部と低温部の質量はそれぞれ 5.7 M ☉と2.0  M ☉、または1.5  M ☉と1.0  M ☉とされており、半径はそれぞれ高温部と低温部の半径は3.8 R ☉と14.3  R ☉、または1.3  R ☉と1.0  R ☉とされている。[6] [8]

    参考文献

    1. ^ abcd Piirola, V.; Berdyugin, A.; Mikkola, S.; Coyne, GV (2005). 「巨大相互作用連星Wセルペンティスの偏光研究：高緯度散乱斑/ジェットの発見」.アストロフィジカル・ジャーナル. 632 (1): 576– 89.書誌コード:2005ApJ...632..576P. doi : 10.1086/432902 .
    2. ^ abc Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2021). 「Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Erratum:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e)。このソースのGaia EDR3レコードはVizieRにあります。
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    16. ^ プルベ、D.;トコビニン、AA;ああ、バッテン。フェケル、FC;ウィスコンシン州ハートコフ。レバト、H.ニセコ州モレル。トーレス、G.ユードリー、S. (2004)。 「S B 9 : 分光連星軌道の第 9 カタログ」。天文学と天体物理学。424 : 727– 732。arXiv : astro - ph/0406573。Bibcode :2004A&A...424..727P。土井：10.1051/0004-6361:20041213。S2CID  119387088。

    さらに読む

    https://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.39-mar85/messenger-no39-40-42.pdf

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